Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
"Oceanus Borealis" перенаправляется сюда. Его не следует путать с Северным Ледовитым океаном .
Впечатление художника о древнем Марсе и его океанах на основе геологических данных
Предполагается, что синяя область низкого рельефа в северном полушарии Марса является местом расположения первозданного океана жидкой воды. [1]

Гипотеза об океане Марса утверждает, что в начале геологической истории планеты почти треть поверхности Марса была покрыта океаном жидкой воды . [2] [3] [4] Это изначальное океан, названный палео-океан [1] и Океанус Borealis / oʊ с я ə п ə сек б ɒ г я æ л ɪ с / , [5] бы заполнили бассейн Vastitas Borealis в северном полушарии, регионе, который находится на 4–5 км (2,5–3 мили) ниже средней высоты планеты, в период времени примерно 4,1–3,8 миллиарда лет назад. Доказательства этого океана включают географические особенности, напоминающие древние береговые линии, а также химические свойства марсианской почвы и атмосферы. [6] [7] [8] Ранний Марс требовал более плотной атмосферы и более теплого климата, чтобы жидкая вода оставалась на поверхности. [9] [10] [11] [12]

История наблюдательных данных [ править ]

Особенности, показанные орбитальными аппаратами "Викинг" в 1976 году, выявили две возможные древние береговые линии возле полюса, Аравию и Дейтронил , каждая длиной в тысячи километров. [13] Некоторые физические особенности нынешней географии Марса предполагают существование в прошлом первозданного океана. Сети оврагов, которые сливаются в более крупные каналы, подразумевают эрозию жидким веществом и напоминают русла древних рек на Земле. Огромные каналы, шириной 25 км и глубиной несколько сотен метров, по-видимому, направляют потоки из подземных водоносных горизонтов южных возвышенностей в северные низменности. [9] [4]Большая часть северного полушария Марса расположена на значительно меньшей высоте, чем остальная часть планеты ( марсианская дихотомия ), и является необычно плоской.

Эти наблюдения побудили ряд исследователей искать остатки более древних береговых линий и еще больше повысили вероятность того, что такой океан когда-то существовал. [14] В 1987 году Джон Э. Бранденбург  [ де ] опубликовал гипотезу об изначальном Марсовом океане, которую он назвал Палеоокеаном. [1] Гипотеза океана важна, потому что существование больших масс жидкой воды в прошлом оказало бы значительное влияние на древний марсианский климат, потенциал обитаемости и последствия для поиска доказательств прошлой жизни на Марсе .

Начиная с 1998 года, ученые Майкл Малин и Кеннет Эджетт приступили к исследованиям с помощью камер с более высоким разрешением на борту Mars Global Surveyor с разрешением в пять-десять раз лучше, чем у космического корабля Viking, в местах, которые могли бы проверить береговые линии, предложенные другими исследователями. научная литература. [14] Их анализ был в лучшем случае неубедительным и сообщил, что береговая линия меняется по высоте на несколько километров, поднимаясь и опускаясь от одной вершины к другой на протяжении тысяч километров. [15] Эти тенденции ставят под сомнение, действительно ли эти особенности отмечают давно исчезнувшее морское побережье, и были восприняты как аргумент против гипотезы марсианской береговой линии (и океана).

Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA), которые точно определены в 1999 году высота всех частей Марса, обнаружил , что водораздел для океана на Марсе будет охватывать три четверти планеты. [16] Уникальное распределение типов кратеров на высоте ниже 2400 м в Vastitas Borealis было изучено в 2005 году. Исследователи предполагают, что эрозия включала в себя значительную сублимацию , и древний океан в этом месте мог бы охватывать объем 6 x 10 7. км 3 . [17]

В 2007 году Тейлор Перрон и Майкл Манга предложили геофизическую модель, которая после поправки на истинное полярное блуждание, вызванное массовым перераспределением из-за вулканизма, марсианские палеобережные линии, впервые предложенные в 1987 году Джоном Э. Бранденбургом [1], соответствуют этому критерию. [18] Модель показывает, что эти холмистые береговые линии Марса можно объяснить движением оси вращения Марса . Поскольку центробежная сила заставляет вращающиеся объекты и большие вращающиеся объекты выпирать на их экваторе ( экваториальная выпуклость ), полярное блуждание могло вызвать смещение отметки береговой линии таким же образом, как и наблюдалось. [13] [19] [20] Их модель не пытается объяснить, что заставило ось вращения Марса двигаться относительно коры.

Исследование, опубликованное в 2009 году, показывает гораздо более высокую плотность потоковых каналов, чем считалось ранее. Области на Марсе с наибольшим количеством долин сопоставимы с тем, что есть на Земле. В ходе исследования команда разработала компьютерную программу для определения долин путем поиска U-образных структур в топографических данных. [21]Большое количество сетей долин в прошлом сильно способствовало дождю на планете. Глобальную картину марсианских долин можно объяснить большим северным океаном. Большой океан в северном полушарии объяснил бы, почему существует южная граница сетей долин; самые южные области Марса, наиболее удаленные от водоема, будут получать мало осадков и не будут иметь долин. Точно так же отсутствие осадков могло бы объяснить, почему марсианские долины мелеют с севера на юг. [22]

Исследование дельт Марса в 2010 году показало, что семнадцать из них находятся на высоте предполагаемой береговой линии марсианского океана. [23] Это то, чего можно было бы ожидать, если бы все дельты находились рядом с большим водоемом. [24] Исследование, представленное на Планетарной конференции в Техасе, показало, что веерный комплекс Гипанис Валлес представляет собой дельту с множеством каналов и лопастей, которая образовалась на краю большого стоячего водоема. Этот водоем был северным океаном. Эта дельта находится на дихотомической границе между северными низменностями и южными высокогорьями около острова Хрис-Планиция . [25]

Исследование, опубликованное в 2012 году с использованием данных MARSIS , радара на борту орбитального корабля Mars Express , подтверждает гипотезу о вымершем большом северном океане. Прибор выявил диэлектрическую проницаемость поверхности, аналогичную диэлектрической проницаемости осадочных отложений низкой плотности, массивных отложений грунтового льда или их комбинации. Измерения не были похожи на измерения на богатой лавой поверхности. [26]

В марте 2015 года ученые заявили, что существуют доказательства существования древнего объема воды, который мог составлять океан, вероятно, в северном полушарии планеты и размером с Северный Ледовитый океан Земли . [27] [28] Это открытие было получено из соотношения воды и дейтерия в современной марсианской атмосфере по сравнению с соотношением, найденным на Земле и полученным из телескопических наблюдений. В восемь раз больше дейтериябыло выведено из полярных отложений Марса, чем существует на Земле (VSMOW), предполагая, что древний Марс имел значительно более высокий уровень воды. На репрезентативное атмосферное значение, полученное по картам (7 VSMOW), не влияют климатологические эффекты, как те, которые измеряются локализованными марсоходами, хотя телескопические измерения находятся в пределах диапазона обогащения, измеренного марсоходом Curiosity в кратере Гейла, равного 5–7 VSMOW. [29] Еще в 2001 году исследование отношения молекулярного водорода к дейтерию в верхних слоях атмосферы Марса космическим аппаратом NASA Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer показало наличие обильных запасов воды на изначальном Марсе. [30]Еще одно свидетельство того, что у Марса когда-то была более плотная атмосфера, что сделало бы океан более вероятным, было получено с космического корабля MAVEN, который проводил измерения с орбиты Марса. Брюс Якоски, ведущий автор статьи, опубликованной в Science, заявил: «Мы определили, что большая часть газа, когда-либо присутствовавшего в атмосфере Марса, утеряна в космос». [31] Это исследование было основано на двух разных изотопах газообразного аргона. [32] [33]

Как долго этот водоем находился в жидкой форме, пока неизвестно, учитывая высокую тепличную эффективность, необходимую для перевода воды в жидкую фазу на Марсе на гелиоцентрическом расстоянии 1,4–1,7 а.е. Сейчас считается, что каньоны заполнились водой, а в конце Ноевского периода Марсианский океан исчез, а поверхность замерзла примерно на 450 миллионов лет. Затем, примерно 3,2 миллиарда лет назад, лава под каньонами нагрелась, растопила ледяной материал и образовала обширные системы подземных рек, простирающихся на сотни километров. Эта вода хлынула на уже высохшую поверхность гигантскими наводнениями. [4]

Новое свидетельство существования обширного северного океана было опубликовано в мае 2016 года. Большая группа ученых описала, как часть поверхности четырехугольника Исмениуса Лака была изменена двумя цунами.. Цунами были вызваны ударами астероидов в океан. Оба считались достаточно сильными, чтобы образовать кратеры диаметром 30 км. Первое цунами подняло и унесло валуны размером с машину или небольшой дом. Обратный поток от волны сформировал каналы путем перестановки валунов. Вторая пришла, когда океан был на 300 м ниже. На втором было много льда, брошенного в долины. Расчеты показывают, что средняя высота волн была бы 50 м, но высота колебалась бы от 10 м до 120 м. Численное моделирование показывает, что в этой конкретной части океана каждые 30 миллионов лет будут образовываться два ударных кратера размером 30 км в диаметре. Подразумевается, что великий северный океан мог существовать миллионы лет. Одним из аргументов против океана было отсутствие особенностей береговой линии.Эти особенности, возможно, были смыты этими цунами. Части Марса, изучаемые в этом исследовании:Крис Планиция и северо-западная Аравия Терра . Эти цунами затронули некоторые поверхности в четырехугольнике Ismenius Lacus и в четырехугольнике Mare Acidalium . [34] [35] [36] Удар, создавший кратер Ломоносов , был идентифицирован как вероятный источник волн цунами. [37] [38] [39]

  • Каналы, образованные обратной промывкой от цунами, как видно с HiRISE . Вероятно, цунами были вызваны ударами астероидов в океан.

  • Валуны, которые были подняты, перенесены и сброшены цунами, глазами HiRISE. Валуны имеют размер между машиной и домом.

  • Обтекаемый мыс, разрушенный цунами, глазами HiRISE.

Исследование, опубликованное в 2017 году, показало, что количество воды, необходимое для развития сетей долин, каналов оттока и отложений дельты Марса, было больше, чем объем марсианского океана. Предполагаемый объем океана на Марсе колеблется от 3 метров до примерно 2 километров лари ( глобальный эквивалентный слой ). Это означает, что на Марсе было много воды. [40]

В 2018 году группа ученых предположила, что марсианские океаны появились очень рано, до или одновременно с ростом Фарсиды . Из-за этого глубина океанов будет вдвое меньше, чем предполагалось. Полный вес Фарсиды создал бы глубокие бассейны, но если бы океан возник раньше, чем масса Фарсиды сформировала бы глубокие бассейны, воды потребовалось бы гораздо меньше. Кроме того, береговые линии не будут регулярными, поскольку Фарсида все еще будет расти и, следовательно, изменять глубину океанского бассейна. Когда извергались вулканы Фарсиды, они добавляли в атмосферу огромное количество газов, что вызвало глобальное потепление, тем самым позволив жидкой воде существовать. [41] [42] [43]

В июле 2019 года сообщалось о поддержке древнего океана на Марсе, который, возможно, был сформирован возможным источником мега-цунами в результате падения метеорита, образовавшего кратер Ломоносова . [44] [45]

Теоретические вопросы [ править ]

Первозданный марсианский климат [ править ]

Для существования жидкой воды на поверхности Марса требуется как более теплая, так и более плотная атмосфера . Атмосферное давление на современной поверхности Марса превышает давление тройной точки воды (6,11 гПа) на самых низких высотах; на больших высотах чистая вода может существовать только в твердом или парообразном состоянии. Среднегодовая температура у поверхности в настоящее время составляет менее 210 К (-63 ° C / -82 ° F), что значительно меньше, чем требуется для поддержания жидкой воды. Однако в начале своей истории Марс мог иметь условия, более способствующие удержанию жидкой воды на поверхности.

Марс без пыльной бури в июне 2001 г. (слева) и с глобальной пыльной бурей в июле 2001 г. (справа), как это видно из Mars Global Surveyor

Ранний Марс имел атмосферу из углекислого газа, аналогичную по толщине современной Земле (1000 гПа). [46] Несмотря на слабое раннее Солнце , парниковый эффект от толстой атмосферы из углекислого газа, если бы он был усилен небольшим количеством метана [47] или изолирующими эффектами облаков из углекислого газа и льда, [48] был бы достаточным, чтобы нагреть средняя температура поверхности до значения выше точки замерзания воды. С тех пор атмосфера была уменьшена за счет поглощения в земле в виде карбонатов в результате выветривания [46], а также потерь в космос из-за распыления.(взаимодействие с солнечным ветром из-за отсутствия сильной марсианской магнитосферы). [49] [50] Исследование пыльных бурь с помощью Марсианского разведывательного орбитального аппарата показало, что 10 процентов потерь воды с Марса могли быть вызваны пыльными бурями. Было замечено, что пыльные бури могут переносить водяной пар на очень большие высоты. Ультрафиолетовый свет Солнца может затем разбить воду в процессе, называемом фотодиссоциацией . Затем водород из молекулы воды улетает в космос. [51] [52] [53]

Наклон (наклон оси ) Марса значительно варьируется в геологических временных масштабах и оказывает сильное влияние на климатические условия планеты. [54]

Химия [ править ]

Изучение химии может дать дополнительное понимание свойств Oceanus Borealis. В марсианской атмосфере, состоящей в основном из углекислого газа, можно было ожидать найти обширные свидетельства наличия карбонатных минералов на поверхности в виде остатков океанических отложений. Космические миссии на Марс еще не обнаружили обилия карбонатов. Однако, если бы ранние океаны были кислыми, карбонаты не смогли бы образоваться. [55] Положительная корреляция фосфора, серы и хлора в почве на двух посадочных площадках предполагает перемешивание в большом кислотном резервуаре. [56] Отложения гематита, обнаруженные TES, также считаются доказательством наличия жидкой воды в прошлом. [57]

Судьба океана [ править ]

Учитывая предположение об огромном первозданном океане на Марсе, судьба воды требует объяснения. По мере охлаждения марсианского климата поверхность океана замерзла бы. Одна из гипотез гласит, что часть океана остается в замороженном состоянии, погребенная под тонким слоем горных пород, обломков и пыли на плоской северной равнине Ваститас Бореалис . [58] Вода также могла быть поглощена подповерхностной криосферой [3] или была потеряна в атмосфере (путем сублимации) и в конечном итоге в космос из-за атмосферного распыления. [49]

Альтернативные объяснения [ править ]

Существование первозданного марсианского океана остается спорным среди ученых. Mars Reconnaissance Orbiter «s High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) обнаружил большие глыбы на месте древнего морского дна, который должен содержать только мелкий осадок. [59] Однако валуны могли быть сброшены айсбергами , что является обычным для Земли процессом. [60] [61] Интерпретация некоторых особенностей как древних береговых линий подверглась сомнению. [62] [63] [64]

Альтернативные теории для создания поверхностных оврагов и каналов включают в себя ветровую эрозию, [65] жидкий диоксид углерода , [9] и жидкий метан . [57]

Подтверждение или опровержение гипотезы об океане Марса ждут дополнительных наблюдательных данных от будущих миссий на Марс .

См. Также [ править ]

  • Внеземная жидкая вода
  • Озера на Марсе  - Обзор наличия озер на Марсе
  • Жизнь на Марсе  - научные оценки микробной обитаемости Марса
  • Вода на Марсе  - Изучение воды на Марсе в прошлом и настоящем.

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b c d Бранденбург, Джон Э. (1987). «Палеоокеан Марса». Симпозиум MECA по Марсу: эволюция его климата и атмосферы . Лунно-планетный институт . С. 20–22. Bibcode : 1987meca.symp ... 20B .
  2. ^ Каброл, Н. и Э. Грин (ред.). 2010. Озера на Марсе. Эльзевир. Нью-Йорк
  3. ^ а б Клиффорд, С.М.; Паркер, Т.Дж. (2001). «Эволюция марсианской гидросферы: последствия для судьбы первозданного океана и современного состояния северных равнин» . Икар . 154 (1): 40–79. Bibcode : 2001Icar..154 ... 40C . DOI : 10.1006 / icar.2001.6671 . S2CID 13694518 . 
  4. ^ a b c Родригес, Дж. Алексис П .; Kargel, Jeffrey S .; Бейкер, Виктор Р .; Gulick, Virginia C .; и другие. (8 сентября 2015 г.). «Марсианские каналы оттока: как образовались их водоносные горизонты и почему они так быстро истощились?» . Научные отчеты . 5 : 13404. Bibcode : 2015NatSR ... 513404R . DOI : 10.1038 / srep13404 . PMC 4562069 . PMID 26346067 .  
  5. ^ Бейкер, VR; Стром, Р.Г.; Гулик, ВК; Каргель, JS; Komatsu, G .; Кале, VS (1991). «Древние океаны, ледяные щиты и гидрологический цикл на Марсе». Природа . 352 (6336): 589–594. Bibcode : 1991Natur.352..589B . DOI : 10.1038 / 352589a0 . S2CID 4321529 . 
  6. ^ «Марс: планета, потерявшая воду в океане» .
  7. ^ «НАСА находит доказательства существования огромного древнего океана на Марсе» .
  8. ^ Вильянуэва, G .; Мумма, М .; Новак, Р .; Käufl, H .; Hartogh, P .; Encrenaz, T .; Tokunaga, A .; Khayat, A .; Смит, М. (2015). «Сильные изотопные аномалии воды в марсианской атмосфере: зондирующее течение и древние водоемы» . Наука . 348 (6231): 218–21. Bibcode : 2015Sci ... 348..218V . DOI : 10.1126 / science.aaa3630 . PMID 25745065 . S2CID 206633960 .  
  9. ^ a b c Рид, Питер Л. и С. Р. Льюис, «Новый взгляд на марсианский климат: атмосфера и окружающая среда пустынной планеты», Praxis, Чичестер, Великобритания, 2004.
  10. ^ Fairén, AG (2010). «Холодный и влажный Марс Марс». Икар . 208 (1): 165–175. Bibcode : 2010Icar..208..165F . DOI : 10.1016 / j.icarus.2010.01.006 .
  11. ^ Fairén, AG; и другие. (2009). «Устойчивость к замерзанию водных растворов на раннем Марсе» . Природа . 459 (7245): 401–404. Bibcode : 2009Natur.459..401F . DOI : 10,1038 / природа07978 . PMID 19458717 . S2CID 205216655 .  
  12. ^ Fairén, AG; и другие. (2011). «Холодные ледниковые океаны тормозили отложение филлосиликатов на раннем Марсе». Природа Геонауки . 4 (10): 667–670. Bibcode : 2011NatGe ... 4..667F . DOI : 10.1038 / ngeo1243 .
  13. ^ a b Персонал (13 июня 2007 г.). «Наверное, когда-то на Марсе был огромный океан» . Science Daily . Калифорнийский университет в Беркли . Проверено 19 февраля 2014 .
  14. ^ a b Персонал (26 января 2001 г.). «Гипотеза Марса и океана достигает берега» . Журнал астробиологии . Проверено 19 февраля 2004 года .
  15. ^ Малин, MC; Эджетт, KS (1999). «Океаны и моря в марсианской северной низменности: визуальные испытания предполагаемых береговых линий с высоким разрешением» (PDF) . Geophys. Res. Lett. 26 (19): 3049–3052. Bibcode : 1999GeoRL..26.3049M . DOI : 10.1029 / 1999GL002342 .
  16. ^ Смит, Д. Э (1999). «Глобальная топография Марса и последствия для эволюции поверхности» . Наука . 284 (5419): 1495–1503. Bibcode : 1999Sci ... 284.1495S . DOI : 10.1126 / science.284.5419.1495 . PMID 10348732 . S2CID 2978783 .  
  17. ^ Бойс, JM; Mouginis, P .; Гарбейл, Х. (2005). «Древние океаны в северных низинах Марса: свидетельства зависимости глубины / диаметра ударного кратера» . Журнал геофизических исследований . 110 (E03008): 15 стр. Bibcode : 2005JGRE..11003008B . DOI : 10.1029 / 2004JE002328 . Проверено 2 октября 2010 года .
  18. Перейти ↑ Zuber, Maria T (2007). «Планетарная наука: Марс в переломном моменте». Природа . 447 (7146): 785–786. Bibcode : 2007Natur.447..785Z . DOI : 10.1038 / 447785a . PMID 17568733 . S2CID 4427572 .  
  19. ^ Перрон, Дж. Тейлор; Джерри X. Митровица; Майкл Манга ; Исаму Мацуяма и Марк А. Ричардс (14 июня 2007 г.). «Свидетельства существования древнего марсианского океана в топографии деформированных береговых линий». Природа . 447 (7146): 840–843. Bibcode : 2007Natur.447..840P . DOI : 10,1038 / природа05873 . PMID 17568743 . S2CID 4332594 .  
  20. ↑ Данхэм, Уилл (13 июня 2007 г.). «Доказательства, подтверждающие береговую линию древнего марсианского океана» . Рейтер . Проверено 19 февраля 2014 .
  21. ^ Персонал (26 ноября 2009 г.). «Марсианский север, когда-то покрытый океаном» . Журнал астробиологии . Проверено 19 февраля 2014 .
  22. ^ Персонал (23 ноября 2009 г.). "Новая карта поддерживает дело о древнем океане на Марсе" . Space.com . Проверено 19 февраля 2014 .
  23. ^ DiAchille, G; Хайнек, Б. (2010). «Древний океан на Марсе поддерживается глобальным распределением дельт и долин. Нац». Природа Геонауки . 3 (7): 459–463. Bibcode : 2010NatGe ... 3..459D . DOI : 10.1038 / ngeo891 .
  24. ^ DiBiasse; Limaye, A .; Scheingross, J .; Фишер, В .; Лэмб, М. (2013). «Дельтические отложения в Эолисе Дорса: осадочные свидетельства наличия стоячего водоема на северных равнинах Марса» (PDF) . Журнал геофизических исследований: планеты . 118 (6): 1285–1302. Bibcode : 2013JGRE..118.1285D . DOI : 10.1002 / jgre.20100 .
  25. ^ Fawdon, P., et al. 2018. HYPANIS VALLES DELTA: ПОСЛЕДНЯЯ ВЫСОТА МОРЯ НА РАННЕМ МАРСЕ. 49-я Конференция по изучению луны и планет, 2018 г. (Доклад LPI № 2083). 2839.pdf
  26. ^ Mouginot, J .; Pommerol, A .; Beck, P .; Кофман, В .; Клиффорд, С. (2012). «Диэлектрическая карта северного полушария Марса и природа равнинных заполняющих материалов» (PDF) . Письма о геофизических исследованиях . 39 (2): L02202. Bibcode : 2012GeoRL..39.2202M . DOI : 10.1029 / 2011GL050286 .
  27. ^ Вильянуэва Г.Л., Мумма М.Дж., Новак Р.Е., Кауфл Х.У., Хартог П., Энкреназ Т., Токунага А., Хаят А. и Смит, доктор медицинских наук, опубликовано в Интернете 5 марта 2015 г. [DOI: 10.1126 / science.aaa3630]
  28. ^ Вильянуэва, Г., и др. 2015. Сильные изотопные аномалии воды в марсианской атмосфере: Исследование течений и древних резервуаров. Science 10 апреля 2015 г .: Vol. 348, выпуск 6231, стр. 218-221.
  29. ^ Вебстер, CR; и другие. (2013). «Изотопные отношения H, C и O в CO2 и H2O марсианской атмосферы». Наука . 341 (6): 260–263. Bibcode : 2013Sci ... 341..260W . DOI : 10.1126 / science.1237961 . PMID 23869013 . S2CID 206548962 .  
  30. ^ Краснопольский, Владимир А .; Фельдман, Пол Д. (2001). «Обнаружение молекулярного водорода в атмосфере Марса». Наука . 294 (5548): 1914–1917. Bibcode : 2001Sci ... 294.1914K . DOI : 10.1126 / science.1065569 . PMID 11729314 . S2CID 25856765 .  
  31. ^ "МАВЕН НАСА показывает, что большая часть атмосферы Марса была потеряна в космосе" . 2017-03-30.
  32. ^ Якоски, BM; и другие. (2017). «История атмосферы Марса, полученная на основе измерений 38Ar / 36Ar в верхних слоях атмосферы» . Наука . 355 (6332): 1408–1410. Bibcode : 2017Sci ... 355.1408J . DOI : 10.1126 / science.aai7721 . PMID 28360326 . 
  33. ^ «MAVEN находит новые доказательства того, что большая часть марсианской атмосферы была потеряна в космосе | Планетарная наука, исследования космоса | Sci-News.com» .
  34. ^ "Доказательства древнего цунами на Марсе раскрывают жизненный потенциал - астробиология" .
  35. ^ Родригес, Дж .; и другие. (2016). «Волны цунами сильно всплыли на береговой линии раннего марсианского океана» (PDF) . Научные отчеты . 6 : 25106. Bibcode : 2016NatSR ... 625106R . DOI : 10.1038 / srep25106 . PMC 4872529 . PMID 27196957 .   версия в Nature
  36. ^ Корнельский университет . «Древние свидетельства цунами на Марсе раскрывают жизненный потенциал». ScienceDaily . 19 мая 2016.
  37. ^ Ринкон, П. (2017-03-26). «Кратер от удара, связанный с марсианским цунами» . BBC News . Проверено 26 марта 2017 .
  38. ^ Costard, F .; Séjourné, A .; Kelfoun, K .; Клиффорд, S .; Lavigne, F .; Ди Пьетро, ​​И .; Були, С. (2017). "Моделирование исследования цунами на Марсе" (PDF) . Луна и планетология XLVIII . Вудлендс, Техас: Лунный и планетарный институт . п. 1171 . Проверено 26 марта 2017 .
  39. ^ Costard, F., et al. 2018. ФОРМИРОВАНИЕ ЛОМОНОСОВСКОГО КРАТЕРА СЕВЕРНЫХ РАВНИН ВО ВРЕМЯ СОБЫТИЯ МОРСКОГО УДАРА ЦУНАМИ. 49-я Конференция по изучению луны и планет, 2018 г. (Доклад LPI № 2083). 1928.pdf
  40. ^ Луо, Вт .; и другие. (2017). «Оценка объема сети новой марсианской долины в соответствии с древним океаном и теплым и влажным климатом» (PDF) . Луна и планетология . XLVIII : 15766. Bibcode : 2017NatCo ... 815766L . DOI : 10.1038 / ncomms15766 . PMC 5465386 . PMID 28580943 .   
  41. ^ Океаны Марса сформировались рано, возможно, благодаря мощным извержениям вулканов . Калифорнийский университет в Беркли. 19 марта 2018.
  42. ^ Citron, R .; Манга, М .; Хемингуэй, Д. (2018). «Расчет времени океанов на Марсе от деформации береговой линии» . Природа . 555 (7698): 643–646. DOI : 10.1038 / nature26144 . PMID 29555993 . S2CID 4065379 .  
  43. ^ Citro, R., et al. 2018. ДОКАЗАТЕЛЬСТВА РАННЕГО МАРСИАНСКОГО ОКЕАНА ИЗ ДЕФОРМАЦИИ БЕРЕГОВОЙ ДЕФОРМАЦИИ ПОСЛЕ ТАРСИСА. 49-я Конференция по изучению луны и планет, 2018 г. (Доклад LPI № 2083). 1244.pdf
  44. ↑ Эндрюс, Робин Джордж (30 июля 2019 г.). «Когда мега-цунами затопило Марс, это пятно могло быть нулевой отметкой - кратер шириной 75 миль мог быть чем-то вроде кратера Чиксулуб для красной планеты» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 31 июля 2019 года .
  45. ^ Costard, F .; и другие. (26 июня 2019 г.). "Событие удара кратера Ломоносова: возможный источник мега-цунами на Марсе". Журнал геофизических исследований: планеты . 124 (7): 1840–1851. Bibcode : 2019JGRE..124.1840C . DOI : 10.1029 / 2019JE006008 . ЛВП : 20.500.11937 / 76439 .
  46. ^ a b Карр, Майкл Х (1999). «Сохранение атмосферы на раннем Марсе» . Журнал геофизических исследований . 104 (E9): 21897–21909. Bibcode : 1999JGR ... 10421897C . DOI : 10.1029 / 1999je001048 .
  47. ^ Squyres, Стивен У .; Кастинг, Джеймс Ф. (1994). «Ранний Марс: насколько тепло и насколько влажно?». Наука . 265 (5173): 744–749. Bibcode : 1994Sci ... 265..744S . DOI : 10.1126 / science.265.5173.744 . PMID 11539185 . S2CID 129373066 .  
  48. ^ Забудьте, F .; Пьерумберт, RT (1997). «Нагрев раннего Марса облаками из углекислого газа, рассеивающими инфракрасное излучение». Наука . 278 (5341): 1273–1276. Bibcode : 1997Sci ... 278.1273F . CiteSeerX 10.1.1.41.621 . DOI : 10.1126 / science.278.5341.1273 . PMID 9360920 .  
  49. ^ a b Касс, DM; Юнг, Ю.Л. (1995). «Потеря атмосферы с Марса из-за распыления, вызванного солнечным ветром» . Наука . 268 (5211): 697–699. Bibcode : 1995Sci ... 268..697K . DOI : 10.1126 / science.7732377 . PMID 7732377 . S2CID 23604401 .  
  50. ^ Карр, М. и Дж. Глава III. 2003. Океаны на Марсе: оценка данных наблюдений и возможная судьба. Журнал геофизических исследований: 108. 5042.
  51. ^ «Массивные пыльные бури лишают Марс воды» . 2018-02-07.
  52. ^ Небеса, N .; и другие. (2018). «Утечка водорода с Марса усилена глубокой конвекцией во время пыльных бурь». Природа Астрономия . 2 (2): 126–132. Bibcode : 2018NatAs ... 2..126H . DOI : 10.1038 / s41550-017-0353-4 . S2CID 134961099 . 
  53. ^ "Пыльные бури связаны с утечкой газа из атмосферы Марса" .
  54. ↑ Абэ, Ютака; Нумагути, Ацуши; Комацу, Горо; Кобаяси, Ёсихидэ (2005). «Четыре климатических режима на суше планеты с влажной поверхностью: последствия изменения наклона и последствия для древнего Марса». Икар . 178 (1): 27–39. Bibcode : 2005Icar..178 ... 27A . DOI : 10.1016 / j.icarus.2005.03.009 .
  55. ^ Fairen, AG; Fernadez-Remolar, D .; Dohm, JM; Бейкер, VR; Амилс, Р. (2004). «Подавление синтеза карбонатов в кислых океанах раннего Марса». Природа . 431 (7007): 423–426. Bibcode : 2004Natur.431..423F . DOI : 10,1038 / природа02911 . PMID 15386004 . S2CID 4416256 .  
  56. ^ Гринвуд, Джеймс П .; Блейк, Рут Э. (2006). «Доказательства кислого океана на Марсе из фосфорной геохимии марсианских почв и горных пород». Геология . 34 (11): 953–956. Bibcode : 2006Geo .... 34..953G . DOI : 10.1130 / g22415a.1 .
  57. ^ a b Tang, Y .; Chen, Q .; Хуанг, Ю. (2006). «Ранний Марс мог иметь океан метанола». Икар . 180 (1): 88–92. Bibcode : 2006Icar..180 ... 88T . DOI : 10.1016 / j.icarus.2005.09.013 .
  58. ^ Янхунен, P. (2002). "Являются ли северные равнины Марса замерзшим океаном?" . Журнал геофизических исследований . 107 (E11): 5103. Bibcode : 2002JGRE..107.5103J . DOI : 10.1029 / 2000je001478 . S2CID 53529761 . 
  59. ^ Керр, Ричард А (2007). «Марс выглядит все суше и суше все дольше и дольше?». Наука . 317 (5845): 1673. DOI : 10.1126 / science.317.5845.1673 . PMID 17885108 . S2CID 41739356 .  
  60. ^ Fairén, AG; Davila, AF; Lim, D .; Маккей, К. (2010). «Айсберги на раннем Марсе» (PDF) . Научная конференция по астробиологии . Проверено 2 октября 2010 .
  61. Перейти ↑ Chol, Charles Q. (01.10.2010). «Новые свидетельства указывают на наличие айсбергов в холодных океанах древнего Марса» . www.space.com, сайт Space.Com . Проверено 2 октября 2010 .
  62. ^ Карр, MH; Глава, JW (2002). «Океаны на Марсе: оценка данных наблюдений и возможная судьба» . Журнал геофизических исследований . 108 (E5): 5042. Bibcode : 2003JGRE..108.5042C . DOI : 10.1029 / 2002je001963 . S2CID 16367611 . 
  63. ^ Sholes, SF; Монтгомери, Д.Р . ; Кэтлинг, округ Колумбия (2019). «Количественное повторное исследование с высоким разрешением гипотетической береговой линии океана в Cydonia Mensae на Марсе». Журнал геофизических исследований: планеты . 124 (2): 316–336. Bibcode : 2019JGRE..124..316S . DOI : 10.1029 / 2018JE005837 .
  64. ^ Малин, MC; Эджетт, KS (1999). «Океаны или моря в марсианской северной низменности: тесты изображений предполагаемых береговых линий с высоким разрешением» . Письма о геофизических исследованиях . 26 (19): 3049–3052. Bibcode : 1999GeoRL..26.3049M . DOI : 10.1029 / 1999GL002342 .
  65. ^ Leovy, CB (1999). «Ветер и климат на Марсе» . Наука . 284 (5422): 1891a. DOI : 10.1126 / science.284.5422.1891a .